Catcher in the Sky: Galactic X-ray Binaries in the Era of eROSITA and Beyond

Abstract

Röntgendoppelsterne (Engl. Äquivalent: X-Ray Binaries, XRBs) sind die Endpunkte der stellaren Entwicklung massereicher Sterne, und stellen einzigartige Weltraumlabore für die Hochenergieastrophysik dar. Forschungsarbeiten zu XRBs können sowohl umfan- greiche Studien der XRB-Population, als auch Analysen einzelner Doppelsternsysteme umfassen. Populationsstudien von XRBs sind der Schlüssel zum Verständnis der En- twicklung massereicher Sterne und der Eigenschaften der Host-Galaxie. Zudem können sie auch Licht auf die physikalischen Prozesse werfen, welche in engen Doppelsternsyste- men ablaufen. Beobachtungsanalysen und theoretische Modellierungen wiederum bieten die Möglichkeit, das Verhalten spezifischer Systeme zu verfolgen, spezifische Mechanis- men zu erforschen und grundlegende Fragen der modernen Hochenergieastrophysik zu beantworten. In Bevölkerungsstudien besteht eine der Hauptaufgaben darin, eine repräsentative Stichprobe zu bilden, d.h. in unserem Fall, einen wesentlichen Teil aller XRBs zu beobachten und zu identifizieren. Im Rahmen dieser Studie umfasst dies zwei Aufgaben: 1) sorgfältige Sammlung der Informationen über alle entdeckten XRBs in unserer Galaxie; 2) Suche nach neuen (bisher unbekannten) galaktischen XRBs. Diese beiden Aufgaben stellen eine Reihe von Herausforderungen dar. Erstens waren zu Beginn dieser Arbeit die letzten Kataloge der galaktischen Rönt- gendoppelsternen mit geringen Massen (Engl. Äquivalent: Low-Mass X-Ray Binaries, LMXBs) und hohen Massen (Engl. Äquivalent: High-Mass X-Ray Binaries, HMXBs) stark veraltet (Liu et al., 2006, 2007, Ritter and Kolb, 2003). Seitdem wurden viele neue transiente und persistente Objekte entdeckt. In diesem Zusammenhang haben wir zwei neue Kataloge der galaktischen LMXBs und HMXBs zusammengestellt, die in den Pa- pieren I und II vorgestellt werden. Sie bieten eine aktuelle Bestandsaufnahme der bekan- nten XRBs in unserer Galaxie mit einer Vielzahl von Multi-WellenLängen (MWL) Infor- mationen (beste verfügbare Astromentrie, Zeitmessung, Photometrie und andere Daten), die aus aktuellen Röntgen-, optischen und IR-Durchmusterungen stammen. Unsere Kat- aloge enthalten zusammen mehr als 500 XRBs und haben damit ein um mehr als 70% größeres Volumen als die umfangreichsten Kataloge der Vergangenheit. Zweitens, wird die Suche nach neuen XRBs durch die Tatsache erschwert, dass die meisten von ihnen eine relativ geringe Röntgenleuchtkraft L x ≲ 10 34−35 erg/s (Doroshenko et al., 2014a, Grimm et al., 2002, Lutovinov et al., 2013, Mineo et al., 2011, Revnivt- sev et al., 2008, Voss and Ajello, 2010). Daher entgingen sie wahrscheinlich der Ent- deckung in aktuellen großräumigen Röntgendurchmusterungen mit mäßiger Empfind- lichkeit und/oder starker Absorption in der galaktischen Ebene (wo sich die meisten XRBs befinden). Die Situation begann sich jedoch dank der himmelsweiten Durch- musterung durch das Extended ROentgen Survey Imaging Telescope Array (eROSITA, Merloni et al., 2012, Predehl et al., 2021) zu ändern, dessen erste Datenveröffentlichung (eRASS DR1) Anfang 2024 erfolgte. Im Paper III haben wir eine Suche nach neuen galaktischen XRBs unter den eRASS DR1-Quellen durchgeführt und zwei Kataloge von galaktischen XRB-Kandidaten vorgestellt. Die Katalogtabellen enthalten Röntgeneigen- schaften von eRASS DR1 und Merkmale der identifizierten optischen/IR-Gegenstücke für insgesamt 192 XRB-Kandidaten. Die Auswahl der Gegenstücke und die endgültige MWL- Klassifizierung wurden beide mit überwachten Methoden des maschinellen Lernens als Teil eines einzigen Verfahrens durchgeführt, das speziell auf die Suche nach XRBs abgestimmt ist. Darauf aufbauend berichten wir in Paper IV über die Nachbeobachtungen von zwei XRB-Kandidaten (1eRASS J061330.8+160440 und 1eRASS J161201.9-464622) Die mit der X-ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton, Jansen et al., 2001). XRB-Kandidaten wurden auf der Grundlage der vorläufigen Analyse der ersten eROSITA-Röntgendurchmusterung (eRASS1) als solche ausgewählt. Mit XMM-Newton- Beobachtungen wurden die Röntgenpositionen verfeinert und entsprechende optische/IR- Gegenstücke identifiziert. Basierend auf der detaillierten Spektral-, Zeit- und MWL- Analyse, die in dieser Arbeit durchgeführt wurde, kommen wir zu dem Schluss, dass beide unserer Kandidaten wahrscheinlich keine XRBs sind. 1eRASS J061330.8+160440 wurde als chromosphärisch aktiver Unterriese vom M-Typ mit ausgeprägter H alpha -Emission und einer optischen Periodizität von 7,189 Tagen identifiziert, die wahrscheinlich auf Stern- flecken zurückzuführen ist. Andererseits wurde 1eRASS J161201.9-464622 als das zweite von eROSITA entdeckte nichtmagnetische novaartige kataklysmische Veränderliche mit einer vorläufigen Umlaufperiode von 4,832 Stunden bestimmt. Wir betonen, dass die Auswahl dieser Kandidaten hauptsächlich auf den relativ hohen Röntgenfluss in eRASS1 zurückzuführen ist (der auf der Grundlage der damals verfügbaren vorläufigen eROSITA- Verarbeitungspipeline (c946) überschätzt wurde). Mit anderen Worten: Obwohl wir bere- its gezeigt haben, dass eROSITA in der Lage ist, neue XRBs zu identifizieren, gibt es noch Raum für eine Verbesserung der Genauigkeit. Was die Analyse einzelner Quellen betrifft, so untersuchen wir in Paper V die viskose Entwicklung einer Akkretionsscheibe in Gegenwart des thermischen Windes, der von ihrer Oberfläche ausgeht. Aus diesen Gründen wurde eine numerische Methode entwickelt und als Teil des von uns geschriebenen öffentlichen Codes freddi (Avakyan et al., 2019, 2021, Lipunova and Malanchev, 2017, Lipunova et al., 2022) implementiert, die die 1-D Evo- lutionsgleichung der Shakura-Sunyaev (Shakura and Sunyaev, 1973) Akkretionsscheibe löst. Unter Verwendung des implementierten thermischen Windmodells von Woods et al. (1996) haben wir die Entwicklung des LMXB 4U 1543−47-Ausbruchs von 2002 simuliert und angepasst. Die Anpassung erfolgte auf der Grundlage der archivierten Beobachtun- gen des Rossi X-ray Timing Explorer Observatoriums (RXTE, Jahoda et al., 1996). Es wurde festgestellt, dass der Beobachtungswert des turbulenten Viskositätsparameters α für den betreffenden Ausbruch um etwa den Faktor 1,6 überschätzt wird, wenn der ther- mische Wind ignoriert wird. Es wurde auch festgestellt, dass der V -Band-Fluss zwar mit unserem Modell erklärt werden konnte, es jedoch nicht vollständig mit dem J-Band- Fluss übereinstimmt. Dies könnte ein Zeichen für das Vorhandensein einer von uns nicht berücksichtigten Quelle zusätzlicher optischer/IR-Strahlung sein, möglicherweise ein Jet. Abschließend kommen wir zu dem Schluss, dass die Modellierungen und Beobachtungen für das Vorhandensein des Akkretions-Scheibenausflusses sprechen, der thermische Wind jedoch die Entwicklung der Ausbrüche nicht vollständig erklären kann. Letztendlich bietet diese Dissertation eine breit angelegte Studie in den Bereichen Population, Beobachtung, Theorie, Simulation und Archivanalyse von XRBs in unserer Galaxie, die eine breite Grundlage für zukünftige Arbeiten in verschiedenen Bereichen der Hochenergie-Astrophysik bietet.

X-ray binaries (XRBs), being the endpoints of the stellar evolution of massive stars, represent unique space laboratories for high-energy astrophysics. XRB research can in- clude both extensive studies of their population as a whole, and in-depth analysis of individual binary systems. Population studies of XRBs play key role in understanding both the evolution of massive stars and the properties of the host galaxy, showing how high-energy physical processes appear on a large scale. Observational analysis and theo- retical modellings of individual systems, in turn, while tracking the behaviour of specific XRBs, provide an opportunity to dig deep into specific mechanisms, and answer funda- mental questions of modern astrophysics. One of the main goals of population studies is to form a representative sample, i.e. to detect and identify a substantial fraction of existing sources, XRBs in our case. This includes two tasks: 1) careful collection of the information regarding all discovered XRBs in our Galaxy; 2) search for new (previously unknown) Galactic XRBs. Both of these tasks present a number of challenges. First of all, existing archives of known XRBs might be incomplete. At the time this work has started, the latest catalogues of Galactic low-mass (LMXBs) and high-mass (HMXBs) X-ray binaries, were vastly outdated (Liu et al., 2006, 2007, Ritter and Kolb, 2003). Since their latest updates, many new transient and persistent objects have been discovered. In this context, we have compiled two new catalogues of the Galactic LMXBs and HMXBs, as presented in the Papers I and II, respectively. They provide an up-to- date census of known XRBs in our Galaxy along with various multiwavelength (MWL) information (best astromentry available, timing, photometry and other data) extracted from current X-ray/optical and infrared (IR) surveys. Our catalogues together contain more than 500 XRBs, which represents ≈ 70% increase in volume with respect to the most extensive catalogues of the past. Secondly, the search for new XRBs is complicated by the fact that the majority of them are expected to have relatively low X-ray luminosities L x ≲ 10 34−35 erg/s (Doroshenko et al., 2014a, Grimm et al., 2002, Lutovinov et al., 2013, Mineo et al., 2011, Revnivtsev et al., 2008, Voss and Ajello, 2010). Thus, they likely escaped detection in current wide- area X-ray surveys with moderate sensitivity and/or strong absorption in the Galactic plane (where most XRBs are located). The situation, however, began to change thanks to the all-sky survey performed by the extended ROentgen Survey Imaging Telescope Array (eROSITA, Merloni et al., 2012, Predehl et al., 2021), which had it’s first data release (eRASS DR1) in the beginning of 2024. In the Paper III we conducted a search for new Galactic XRBs among eRASS DR1 sources and presented two catalogues of Galactic XRB candidates. Catalogue tables include X-ray properties from eRASS DR1 and char- acteristics of the identified optical/IR counterparts for 192 XRB candidates in total. The selection of the counterparts and final MWL classification were both accomplished using supervised machine-learning methods as part of a single procedure tuned specifically to XRBs search. Building upon that work, in the Paper IV we report on the follow-up observations of two XRB candidates (1eRASS J061330.8+160440 and 1eRASS J161201.9-464622) with X-ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton, Jansen et al., 2001). The XRB candidates were selected for follow-up based on the preliminary analysis of the first eROSITA X-ray survey (eRASS1). With XMM-Newton observations the X-ray positions were refined, cor- responding optical/IR counterparts were identified. Based on the detailed spectral, timing and MWL analysis conducted in the work, we concluded that both of our candidates are unlikely to be XRBs. 1eRASS J061330.8+160440 is found to be an M-type chromospher- ically active subgiant with rich H alpha emission and optical periodicity of 7.189 days likely attributed to starspot(s). On the other hand, 1eRASS J161201.9-464622 is defined as a second eROSITA-discovered nonmagnetic novalike cataclysmic variable with a tentative orbital period of 4.832 h. We emphasise, that now clarified to be erroneous selection of these candidates was mainly due to the relatively high X-ray flux in eRASS1 (derived based on preliminary eROSITA processing pipeline (c946) available at the time, not a part of the public release). In other words, while we have already demonstrated the ability of eROSITA to identify new XRBs, there is room for improving the accuracy. Regarding the observational and theoretical analysis of individual sources, in the Paper V we study the viscous evolution of an accretion disc in the presence of the thermal wind occurring from its surface. A numerical method was developed and implemented as a part of the open code freddi written by us (Avakyan et al., 2019, 2021, Lipunova and Malanchev, 2017, Lipunova et al., 2022), which solves 1-D evolution equation of Shakura- Sunyaev (Shakura and Sunyaev, 1973) accretion disc. Using the implemented thermal wind model from Woods et al. (1996), we have simulated and fitted the evolution of the LMXB 4U 1543−47 outburst of 2002. Model was applied to the analysis of the archival observations made by Rossi X-ray Timing Explorer observatory (RXTE, Jahoda et al., 1996). It was found, that if the thermal wind is ignored, the observational value of the turbulent viscosity parameter α for the particular outburst is overestimated by about a factor of 1.6. In was also found that while V band flux could be explained within our model, it still cannot fully match for J band flux. This may be a sign of the presence of some, yet unaccounted, source of additional optical/IR radiation, possibly a jet. Finally, we conclude that the modellings and observations are in favour of the disc outflow’s presence, however thermal wind cannot fully explain the evolution of the outbursts. Ultimately, this dissertation provides a wide study in areas of population, observa- tional, theoretical, simulation and archival analysis of XRBs in our Galaxy, giving a large basis for future works in different parts of high-energy astrophysics science.